Вселенная

В 1814 г. немецкий оптик Иозеф Фраунгофер (1787— 1826) совершил переворот в изучении спектров. Он изготовлял призмы из прекрасного стекла и проверял их качество по их способности разлагать свет. Продолжая исследования, начатые английским химиком Вильямом Хайдом Волластоном (1766—1828), Фраунгофер прежде, чем пропустить луч через призму, заставлял его пройти через узкую щель. Каждый луч света с определенной длиной волны преломлялся в призме под своим характерным углом и рисовал изображение щели своим собственным цветом на том месте экрана, на которое он падал. Многочисленные изображения соприкасались и сливались друг с другом, создавая почти непрерывный радугообразный спектр.
Спектр, однако, не был совершенно непрерывным, потому что в солнечном спектре отсутствовали некоторые волны определенной длины, и это отсутствие волн проявлялось в спектре в виде темных линий — так сказать, в виде отсутствия изображения щели. Такие темные линии в солнечном спектре обнаружил еще Волластон, по прекрасные призмы Фраунгофера сделали их гораздо более четкими и показали гораздо большее их количество — целые сотни. Фраунгофер первый подробно изучил эти темные линии и отметил их точное положение в спектре. Поэтому их называют фраунгоферовыми линиями или, чаще, спектральными линиями поглощения.
Система фраунгоферовых линий солнечного спектра обладает четкими и постоянными особенностями. В спектрах других самосветящих объектов, например звезд, тоже имеются темные линии, но системы этих темных линии заметно отличаются от системы солнечного спектра. Тем не менее некоторые спектральные линии, особенно наиболее заметные, которые Фрауигофер обозначил буквами латинскою алфавита от А до К, встречаются, словно вехи, в спектрах большинства звезд.
Можно измерить длину волны, соответствующей каждой спектральной линии, измеряя ее угол преломления; а это можно сделать, точно установив ее положение на экране по сравнению с эталонной шкалой. Если по какой-либо причине длина волны, соответствующая данной спектральной линии, уменьшается, угол ее преломления становится больше и линия сдвигается в сторону фиолетового конца спектра. Если же длина волны увеличивается, линия сдвигается в сторону красного конца спектра.
Вскоре после того, как Допплер объяснил изменение тона звука при движении его источника, французский физик Арман Ипполит Луи Физо (1819—1896) указал, что для обнаружения этого эффекта в световом луче вовсе незачем изучать цвет, а достаточно отметить точное положение спектральных линий и измерить их смещение.